Red giant (Italiano)

giganti Rosse sono evoluti dalla sequenza principale alle stelle con masse nella gamma da circa 0,3 M☉ a circa 8 M☉., Quando una stella si forma inizialmente da una nube molecolare collassante nel mezzo interstellare, contiene principalmente idrogeno ed elio, con tracce di “metalli” (nella struttura stellare, questo si riferisce semplicemente a qualsiasi elemento che non sia idrogeno o elio, cioè numero atomico maggiore di 2). Questi elementi sono tutti mescolati uniformemente in tutta la stella. La stella raggiunge la sequenza principale quando il nucleo raggiunge una temperatura abbastanza alta da iniziare a fondere l’idrogeno (alcuni milioni di kelvin) e stabilisce l’equilibrio idrostatico., Durante la sua vita di sequenza principale, la stella converte lentamente l’idrogeno nel nucleo in elio; la sua vita di sequenza principale termina quando quasi tutto l’idrogeno nel nucleo è stato fuso. Per il Sole, la durata della sequenza principale è di circa 10 miliardi di anni. Più-le stelle massicce bruciano in modo sproporzionato più velocemente e quindi hanno una vita più breve rispetto alle stelle meno massicce.

Quando la stella esaurisce il combustibile idrogeno nel suo nucleo, le reazioni nucleari non possono più continuare e quindi il nucleo inizia a contrarsi a causa della sua stessa gravità., Ciò porta ulteriore idrogeno in una zona in cui la temperatura e la pressione sono sufficienti a far riprendere la fusione in un guscio attorno al nucleo. Il guscio che brucia idrogeno si traduce in una situazione che è stata descritta come il principio dello specchio; quando il nucleo all’interno del guscio si contrae, gli strati della stella al di fuori del guscio devono espandersi. I processi fisici dettagliati che causano questo sono complessi, ma il comportamento è necessario per soddisfare la conservazione simultanea di energia gravitazionale e termica in una stella con la struttura del guscio., Il nucleo si contrae e si riscalda a causa della mancanza di fusione, e così gli strati esterni della stella si espandono notevolmente, assorbendo la maggior parte dell’energia extra dalla fusione del guscio. Questo processo di raffreddamento ed espansione è la stella subgigante. Quando l’involucro della stella si raffredda sufficientemente diventa convettivo, la stella smette di espandersi, la sua luminosità inizia ad aumentare e la stella sta ascendendo il ramo gigante rossa del diagramma di Hertzsprung-Russell (H–R).,

Il percorso evolutivo che la stella intraprende mentre si muove lungo il ramo della gigante rossa dipende dalla massa della stella. Per il Sole e le stelle di meno di circa 2 M☉ il nucleo diventerà abbastanza denso che la pressione di degenerazione degli elettroni impedirà che collassi ulteriormente. Una volta che il nucleo è degenerato, continuerà a riscaldare fino a raggiungere una temperatura di circa 108 K, abbastanza caldo per iniziare a fondere l’elio al carbonio attraverso il processo triple-alfa., Una volta che il nucleo degenerato raggiunge questa temperatura, l’intero nucleo inizierà la fusione dell’elio quasi simultaneamente in un cosiddetto flash di elio. Nelle stelle più massicce, il nucleo collassante raggiungerà 108 K prima che sia abbastanza denso da degenerare, quindi la fusione dell’elio inizierà molto più agevolmente e non produrrà alcun flash di elio. La fase di fusione dell’elio del nucleo della vita di una stella è chiamata ramo orizzontale nelle stelle povere di metalli, così chiamata perché queste stelle si trovano su una linea quasi orizzontale nel diagramma H–R di molti ammassi stellari., Le stelle di fusione dell’elio ricche di metalli si trovano invece sul cosiddetto ciuffo rosso nel diagramma H-R.

Un processo analogo si verifica quando l’elio centrale è esaurito e la stella collassa ancora una volta, causando l’elio in un guscio per iniziare a fondersi. Allo stesso tempo, l’idrogeno può iniziare la fusione in un guscio appena fuori dal guscio di elio in fiamme. Questo pone la stella sul ramo gigante asintotico, una seconda fase gigante rossa. La fusione dell’elio provoca l’accumulo di un nucleo di carbonio–ossigeno. Una stella inferiore a circa 8 M start non inizierà mai la fusione nel suo nucleo degenerato di carbonio–ossigeno., Invece, alla fine della fase asintotica del ramo gigante, la stella espellerà i suoi strati esterni, formando una nebulosa planetaria con il nucleo della stella esposto, diventando infine una nana bianca. L’espulsione della massa esterna e la creazione di una nebulosa planetaria termina finalmente la fase di gigante rossa dell’evoluzione della stella. La fase gigante rossa dura in genere solo circa un miliardo di anni in totale per una stella di massa solare, quasi tutti spesi per il ramo gigante rossa. Le fasi del ramo orizzontale e del ramo asintotico-gigante procedono decine di volte più velocemente.

Se la stella ha circa 0,2 a 0.,5 M☉, è abbastanza massiccio da diventare un gigante rosso ma non ha abbastanza massa per avviare la fusione di elio. Queste stelle “intermedie” si raffreddano un po ‘ e aumentano la loro luminosità, ma non raggiungono mai la punta del ramo gigante rossa e del flash del nucleo di elio. Quando termina l’ascesa del ramo gigante rosso, i loro strati esterni si gonfiano molto come una stella post-asintotica-gigante-ramo e poi diventano una nana bianca.,

Stelle che non diventano giganti rossemodifica

Le stelle a massa molto bassa sono completamente convettive e possono continuare a fondere l’idrogeno in elio fino a un trilione di anni fino a quando solo una piccola frazione dell’intera stella è idrogeno. Luminosità e temperatura aumentano costantemente durante questo periodo, proprio come per le stelle di sequenza principale più massicce, ma la lunghezza del tempo in questione significa che la temperatura alla fine aumenta di circa il 50% e la luminosità di circa 10 volte., Alla fine il livello di elio aumenta fino al punto in cui la stella cessa di essere completamente convettiva e l’idrogeno rimanente bloccato nel nucleo viene consumato in pochi miliardi di anni. A seconda della massa, la temperatura e la luminosità continuano ad aumentare per un certo tempo durante la combustione del guscio di idrogeno, la stella può diventare più calda del Sole e decine di volte più luminosa di quando si è formata anche se non è ancora luminosa come il Sole. Dopo alcuni miliardi di anni in più, iniziano a diventare meno luminosi e più freschi anche se la combustione del guscio di idrogeno continua., Queste diventano nane bianche di elio fresco.

Le stelle ad altissima massa si sviluppano in supergiganti che seguono una traccia evolutiva che le porta avanti e indietro orizzontalmente sopra il diagramma H-R, all’estremità destra costituendo supergiganti rosse. Questi di solito finiscono la loro vita come supernova di tipo II. Le stelle più massicce possono diventare stelle Wolf-Rayet senza diventare giganti o supergiganti.